Adaptiv optik

Adaptiv optik  är en gren inom optiken som studerar metoder för att eliminera oregelbundna förvrängningar som uppstår när ljus fortplantar sig i ett inhomogent medium med hjälp av kontrollerade optiska element. Huvuduppgifterna för adaptiv optik är att öka upplösningsgränsen för observationsanordningar , koncentrationen av optisk strålning på en mottagare eller mål, etc.

Adaptiv optik finner tillämpning vid konstruktion av markbaserade astronomiska teleskop , i optiska kommunikationssystem, i industriell laserteknik , inom oftalmologi , etc., där den gör det möjligt att kompensera, respektive atmosfäriska distorsioner, aberrationer hos optiska system , inklusive optiska element i det mänskliga ögat .

Adaptivt optiskt system

Strukturellt består ett adaptivt optiskt system vanligtvis av en sensor som mäter distorsion ( vågfrontssensor ), en vågfrontskorrigerare och ett kontrollsystem som implementerar kopplingen mellan sensorn och korrigeraren.

Vågfrontssensorer

Det finns olika metoder som möjliggör både kvalitativ bedömning och kvantitativ mätning av vågfrontsprofilen. De mest populära för närvarande är sensorer av störningstyp och Shack-Hartmann-typ.

Interferenssensorernas verkan är baserad på den koherenta additionen av två ljusvågor och bildandet av ett interferensmönster med en intensitet som beror på den uppmätta vågfronten. I detta fall, som den andra (referens) ljusvågen, kan en våg erhållen från den studerade strålningen genom rumslig filtrering användas.

Sensorn av Shack-Hartmann-typ består av en rad mikrolinser och en fotodetektor placerad i deras fokalplan . Varje lins är vanligtvis 1 mm eller mindre [1] .

Sensorlinserna delar upp den undersökta vågfronten i underöppningar (öppningen för en mikrolins), som bildar en uppsättning fokalpunkter i fokalplanet. Positionen för var och en av fläckarna beror på den lokala lutningen för strålens vågfront som anlände till sensoringången. Genom att mäta de tvärgående förskjutningarna av fokalfläckarna kan man beräkna de genomsnittliga lutningsvinklarna för vågfronten inom var och en av delöppningarna. Dessa värden används för att beräkna vågfrontsprofilen över hela sensorbländaren.

Vågfrontskorrigerare

Den adaptiva (deformerbara) spegeln är det mest populära verktyget för vågfrontskontroll och korrigering av optiska aberrationer. Idén om vågfrontskorrigering av en sammansatt spegel föreslogs av V. P. Linnik 1957 [2] [3] . Möjligheten att skapa ett sådant system har dykt upp sedan mitten av 1990-talet i samband med teknikutvecklingen och med möjlighet till exakt datorstyrning och övervakning.

I synnerhet används unimorfa (semi-passiv-bimorfa) speglar i stor utsträckning. En sådan spegel består av en tunn platta gjord av ett piezoelektriskt material, på vilken elektroder är anordnade på ett speciellt sätt . Plattan är fäst vid ett substrat, på vars frontyta en optisk yta är bildad. När en spänning appliceras på elektroderna drar den piezoelektriska plattan ihop (eller expanderar), vilket gör att spegelns optiska yta böjs. Det speciella rumsliga arrangemanget av elektroderna gör det möjligt att bilda komplexa ytreliefer.

Den adaptiva spegelns formkontrollhastighet gör att den kan användas för att kompensera för dynamiska aberrationer i realtid .

I astronomiska tillämpningar behöver adaptiva optiksystem en referenskälla som skulle fungera som en ljusstyrkestandard för att korrigera förvrängningar orsakade av atmosfärisk turbulens, och den bör placeras på ett ganska nära vinkelavstånd från den del av himlen som studeras. I vissa system används en "konstgjord stjärna" som en sådan källa, skapad genom excitation av natriumatomer på en höjd av cirka 90-100 km över jordens yta av en markbaserad laser [3] .

Inom astronomi

Inom astronomi används adaptiv optik för att observera stjärnor och galaxer, vars ljus i atmosfären kan förvrängas eller smälta samman till en enda ljusfläck om de observerade objekten är tillräckligt nära varandra. Ytterligare svårigheter för adaptiva optiksystem som används inom astronomi skapas av ljusstyrkan hos ljus från avlägsna stjärnor och galaxer, som är för låg för tillförlitlig vågfrontsrekonstruktion.

Inledningsvis, när man observerade dunkla objekt, rekonstruerades vågfronten från ljusa stjärnor i närheten. För första gången blev användningen av denna metod känd 1989, när den testades vid observatoriet i Haute Provence , men senare visade det sig att sådana metoder hade använts av den amerikanska militären under lång tid . Snart började sådana system, med hjälp av ledstjärnor , användas på stora teleskop överallt . 

Det finns dock få ljusstarka stjärnor som är lämpliga för rollen som fyrar på himlen, så den beskrivna tekniken var lämplig för observationer av endast 10% av himlaklotet. För att lösa detta problem föreslog de franska astronomerna Renaud Foy och Antoine Labeyrie 1985 [4] att man skulle skapa " konstgjorda stjärnor ", som orsakade glödet av atomärt natrium som finns i mesosfären med en laser , på en höjd av cirka 90-100 km, som var tänkt att bli referensljuskälla för kompensationssystemet. För första gången, för astronomins behov, användes ett sådant system i mitten av 1990-talet på medelstora teleskop vid Lick Observatory i USA och Calar Alto Observatory i Spanien . Ungefär 10 år senare började denna teknik användas på 8-10 meter teleskop. Denna teknik har också testats av militären tidigare [5] .

Historia om hemliga utvecklingar

Idén att använda adaptiv optik för att kompensera för distorsion orsakad av låg sikt föreslogs först 1953 av chefen för Mount Wilson Observatory i Kalifornien, Horace Babcock. Den tekniska utvecklingsnivån för utvecklingen av adaptiva optiksystem på 1950-talet var dock ännu inte tillräckligt hög [6] .

Utvecklingen av adaptiva optiksystem startades under kontroll av DARPA 1973 - då beställdes utvecklingen av enheter [7] som kompenserar för ljusspridning på grund av låg astronomisk synlighet från det privata företaget Itek Optical Systems. Dessa enheter var tänkta att användas främst för att övervaka sovjetiska satelliter, och i framtiden, på grundval av dem, var det planerat att skapa laservapen lämpliga för att förstöra ballistiska missiler. Itek-anställda skapade huvudkomponenterna i det adaptiva optiksystemet. En interferometer användes som en vågfrontssensor. Vågfrontskorrigeraren var en deformerbar spegel gjord av glas belagd med en tunn aluminiumspegel, som deformerades under verkan av 21 piezoelektriska ställdon , som var och en kunde dra ihop sig och förlängas inom 10 mikron. Ett ledningssystem skapades för att styra de två första komponenterna. Under testerna utfördes observationssystemen inte för astronomiska objekt, utan för en fokuserad laserstråle. Som ett resultat av observationen erhölls en stabil bild av Airy-skivan , vilket indikerade att systemet fungerade [8] .

Resultaten av företagets ytterligare experiment inom detta område klassificerades. I USA:s försvarsdepartements intresse godkändes 1975 ett slutet program för utveckling av adaptiva optiksystem CIS ( Compensating Imaging System ) [9] .  Det innebar skapandet av mer avancerade vågfrontssensorer och deformerbara speglar med fler ställdon. Ett 1,6-meters teleskop beläget på toppen av Mount Haleakala på den hawaiianska ön Maui användes för att genomföra detta program . Med hjälp av detta teleskop, kompletterat med ett adaptivt optiksystem, erhölls i juni 1982 de första tillräckligt högkvalitativa fotografierna av en konstgjord jordsatellit: teleskopets upplösning med hjälp av CIS ökades 12 gånger. Istället för stjärnljus använde CIS solljus som reflekterades från satelliten som referenskälla [10] .

Idén att använda lasrar för att tända och kalibrera konstgjorda stjärnor föreslogs också av forskare som arbetar under militären. Denna vetenskapsman - Julius Feinleib - föreslog 1981 användningen av Rayleigh -ljusspridning i adaptiva optiksystem. I motsats till SPAC-metoden ( Shearing Point Ahead Compensation ) som redan existerade vid den tiden ,  där förvrängningarna som introducerades av atmosfären uppskattades från laserljus som reflekterades från atmosfären, i den nya metoden, kallad APAC ( Astral Point Ahead Compensation ) , karaktärsvågfrontsförvrängningen bestämdes av fotoner, som ett resultat av Rayleigh-spridning som återvände till den punkt från vilken de sänds ut [11] . 1983 bekräftade en grupp amerikanska fysikern Robert Fugate experimentellt att denna glöd när det gäller dess egenskaper är nära den hos en punktkälla [5] .  

För att konsolidera resultaten från tidigare studier var det nödvändigt att upprepa dem på ett teleskop med större diameter. Ett sådant teleskop installerades på en militär testplats 1987, och i februari 1992 hade Fugates team uppnått betydande resultat. Kraftfulla kopparånglasrar med förmåga att generera 5000 pulser per sekund användes som referensstrålningskälla, vilket gjorde det möjligt att ta hänsyn till distorsioner från även de kortaste turbulenserna. En mer avancerad Shack-Hartmann-sensor, som uppfanns i början av 1970-talet, användes också, och teleskopspegeln hade 241 manöverdon och kunde ändra form 1664 gånger per sekund [5] .

Användningen av Rayleigh-spridning för att skapa referenskällor för strålning hade sina begränsningar på grund av det faktum att den, på grund av spridningens svaghet, exciterades på en relativt låg höjd - från 10 till 20 kilometer. Strålar från en källa på denna höjd var fortfarande märkbart divergerande, vilket gjorde sammanträffandet av vågfronter från avlägsna källor med fronter från referenskällan inte idealiskt. Detta hade inte den bästa effekten på korrigeringens kvalitet [12] .

1982 föreslog Princeton University- professorn Will Harper ett nytt sätt att skapa referensstrålningskällor baserade på natrium i mesosfären. Denna metod används fortfarande inom adaptiv optik. Övergången till denna metod med samma lasereffekt gjorde det möjligt att öka intensiteten av den resulterande glöden med fyra storleksordningar. På grund av den höga höjden på glödkällan reducerades distorsionerna som orsakades av divergensen av strålar från referenskällan [13] . Sommaren 1988 fick anställda vid Lincoln Laboratory, beläget vid Hanscom Air Force Base i Massachusetts , de första bilderna av stjärnor gjorda med denna metod, även om de inte var av särskilt hög kvalitet.

Våren 1991 avklassade det amerikanska försvarsdepartementet det mesta av arbetet med adaptiv optik, och redan i maj publicerades de första rapporterna om denna metod vid en konferens av American Astronomical Association i Seattle . Tidskriftspublikationer följde snart [5] .

Nya sorter

I adaptiva optiksystem byggda enligt det klassiska schemat begränsades storleken på himlens kontrollerade zon som regel av en kvadrat med en sida på 15 bågsekunder . I mars 2007 testades ett multikopplat adaptivt optiksystem på ett av ESO :s teleskop. Detta system gjorde korrigeringar baserade på data om turbulens på olika höjder, vilket gjorde det möjligt att öka storleken på det korrigerade synfältet till två eller fler bågminuter [14] .

På 2010-talet utvecklades och testades experimentella system av multiobjektiv adaptiv optik. Dessa system gör det möjligt att samtidigt spåra upp till tio eller fler källor i ett synfält med en diameter på 5–10 bågminuter. De är planerade att installeras på den nya generationens teleskop, som bör börja fungera under 2020-talet. [5]

Se även

Anteckningar

  1. ↑ 3. Wavefront Sensors Arkiverad 9 december 2017 på Wayback Machine / Cerro Tololo Observatory Adaptive Optics Tutorial Arkiverad 9 december 2017 på Wayback Machine . A.V. Tokovinin (Översatt av D.Yu. Tsvetkov, vetenskaplig redigering av S.A. Potanin)
  2. ↑ Linnik V.P. Om den grundläggande möjligheten att minska atmosfärens inflytande på bilden av en stjärna // Optik och spektroskopi: Journal. - T. 3 , nej. 4 . - S. 401-402 .
  3. ↑ 1 2 Bolbasova L. Adaptiv optik på väg att lösa astronomis mysterier  // Vetenskap och liv . - 2012. - Nr 1 . - S. 70-72 .
  4. ↑ A. Wirth, T. Gonsirovsky. ADAPTIV OPTIK: ATMOSFÄRISK TURBULENS MATCHING  // PHOTONICS: journal. - 2007. - Juni ( nr 6 ). - S. 10-15 . — ISSN 1993-7296 .
  5. ↑ 1 2 3 4 5 Alexey Levin. Adaptiv optik: hur ser man stjärnorna på himlen? . Popular Mechanics (1 juni 2016). Hämtad 1 december 2017. Arkiverad från originalet 1 december 2017.
  6. ↑ Duffner, 2009 , Förord, sid. x.
  7. ↑ LITTON INDUSTRIES INC. LEXINGTON MA ITEK OPTICAL SYSTEMS. Active Optics: A New Technology for the Control of Light   // www.dtic.mil . - 1977. - Juni.
  8. ↑ Duffner, 2009 , sid. 46.
  9. ↑ Duffner, 2009 , sid. 49.
  10. ↑ Duffner, 2009 , sid. 57.
  11. ↑ Duffner, 2009 , sid. 75.
  12. ↑ Duffner, 2009 , sid. 80.
  13. ↑ Duffner, 2009 , sid. 84.
  14. ↑ Ny adaptiv optikteknik demonstrerad. Första Multi-Conjugate Adaptive Optics någonsin på VLT Achieves First Light  (engelska) , ESO (30 mars 2007). Arkiverad från originalet den 5 december 2017. Hämtad 5 december 2017.

Litteratur

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk
I bibliografiska kataloger
 Delar av optik
Relaterade vägbeskrivningar